Солнце — рядовая звезда галактического диска, возраст которой составляет четыре с половиной миллиарда лет. В зависимости от возраста звезды имеют разное пространственное распределение в пределах тонкого диска и разные скорости движения, несмотря на то, что весь диск вращается как единое целое. Зависимость скорости движения звезд от их возраста астрономы открыли в 1960-х. Чем старее заезда, тем быстрее она движется. Создается впечатление, что в диске галактики существует некий механизм накачки энергии пропорционально возрасту звезд.
У астрономов есть несколько гипотетических объяснений данного явления. Согласно одному из них, скорости звезд изменяются из-за их взаимодействия с компактными холодными молекулярными облаками, в которых они рождаются. Другое объяснение связано с наличием в нашей галактике вращающегося спирального узора, который проходит по диску как волна и раскачивает звездное население. Однако сказать точно, в чем причина изменения скоростей, астрономы пока не могут.
Звезды в диске галактики различаются не только возрастом, но и химическим составом. Он отражает содержание химических элементов в среде, из которой звезды образовались. Поэтому история диска тесно связана с историей химической эволюции нашей галактики.
Интересна проблема звезд-карликов спектральных классов F и G. Это звезды, похожие на Солнце, некоторые из которых горячее или холоднее. Время жизни в галактике превышает возраст галактического диска, то есть 10 миллиардов лет. Это означает, что в окрестности Солнца мы должны видеть большое количество как молодых, так и старых звезд. Сравнив их свойства, можно сделать вывод о том, как эволюционировал галактический диск. Однако мы не понимаем, почему мы наблюдаем так мало звезд спектральных классов F и G с пониженным содержанием тяжелых химических элементов. Согласно одному из объяснений, к моменту образования галактический диск уже был обогащен тяжелыми элементами благодаря вспышкам сверхновых, которые выбрасывают наработанное в недрах в межзвездную галактическую среду.
Чтобы изучать историю галактического диска, надо уметь измерять время. В этом помогают возрасты звезд. Возраст отдельной звезды не всегда получается определить точно. Гораздо лучшими летописцами служат рассеянные звездные скопления. Это гравитационно связанные скопления звезд, похожие на Плеяды и Гиады. Их в нашей галактике известно около 4 тысяч, но астрономы оценивают их полное число в диске галактики в 100 тысяч (мы не видим их из-за галактической пыли).
Массивные горячие звезды имеют короткое время жизни. Они быстро выгорают и исчезают из поля зрения. Поэтому отличить старое звездное скопление от молодого можно по отсутствию горячих массивных звезд. Возрасты скоплений заключены в широких пределах от нескольких сотен тысяч до десяти миллиардов лет — таков возраст самых старых рассеянных скоплений в галактике.
Существует метод, который позволяет установить, была ли эпоха звездообразования короткая или продолжалась больше миллиарда лет. Он основан на сравнении содержания различных химических элементов в атмосферах звезд. Спектральные линии показывают наличие огромного количества элементов тяжелее гелия. Но ключевыми являются элементы типа углерода, азота, кислорода, магния. Они выбрасываются в межзвездную среду при взрывах сверхновых, родителями которых были очень массивные звезды. Такие звезды живут короткое время и за десяток миллионов лет взрываются как сверхновые, обогащая среду подобными элементами.
Содержание железа в межзвездном веществе связано с гораздо более медленным процессом — взрывами сверхновых звезд термоядерных белых карликов, которые выбрасывают много железа. Характерное время эволюции белого карлика до взрыва составляет сотни миллионов и миллиарды лет. Если мы видим избыток магния, углерода, кислорода в гало галактики по сравнению с железом, это означает, что эпоха звездообразования была короткой — меньше миллиарда лет. То же самое относится к центральной области галактики — галактическому балджу. В диске же содержание этих элементов меньше по сравнению с железом, что указывает на большую продолжительность эпохи звездообразования.
Считается, что все звезды рассеянного скопления происходят из одного молекулярного облака путем гравитационного сжатия. Следовательно, звезды имеют одинаковый химический состав и практически одинаковый возраст. В этом плане рассеянные скопления являются идеальными строительными кирпичиками, из которых можно создать модель галактики, набросав много скоплений разного возраста и химического состава.
Шаровые скопления — более сложные объекты. До 1980-х годов считалось, что они тоже являются элементарными строительными кирпичиками в галактическом гало. Но изучая очень массивные шаровые скопления типа Омега Центавра — ярчайшего скопления нашей галактики — астрономы обнаружили, что их звезды радикально отличаются друг от друга по химическому составу. Некоторые звезды содержали больше гелия, чем другие, и обладали другим цветовым спектром и блеском. При этом во многих объектах Вселенной соотношение содержания водорода и гелия примерно одинаково — такое же, какое было в ранней Вселенной: 70% массы — водород, 28-29% — гелий.
Простое объяснение состоит в том, что по мере эволюции звезд и вспышек сверхновых из скопления уходит газ обогащенный элементами, которые были наработаны в звездных недрах. Но если масса звездного скопления велика, то под действием гравитационного тяготения часть газа остается внутри, и из этого газа впоследствии образуются другие звезды. Такое объяснение подходит для массивных шаровых скоплений. Однако в шаровых скоплениях гораздо меньшей массы тоже наблюдается несколько звездных популяций.
Понять свойства других галактик можно только опираясь на звездные населения, которые мы видим в нашей галактике. Поэтому моделирование галактики методом набора многих населений, или методом популяционного синтеза, дает важную информацию о других галактиках.
Объекты галактического гало сильно отличаются от объектов галактического диска не только по движению и пространственному распределению звезд, но и по химическому составу. В гало мы видим звезды с низким содержанием тяжелых элементов. Это означает, что гало возникло на самых первых стадиях гравитационного коллапса галактики. Сейчас астрономы ищут гипотетическое нулевое население — самое старое население галактики.
Простейшие расчеты показывают, что из первичного вещества, состоявшего только из гелия, водорода и небольшого количества лития, должны были рождаться звезды очень больших масс, которые сейчас не рождаются. Предел для звезды с современным химическим составом — около 100-120 масс Солнца. Расчеты показывают, что звезды первого поколения могли достигать 300-500 масс Солнца. Такие объекты давно проэволюционировали и вспыхнули как сверхновые. Но маломассивные звезды должны были дожить до наших дней, и их поиск приносит первые результаты.
